temperatura în adâncurile soarelui. Ce este soarele și când se va stinge. Care sunt straturile Soarelui?

Temperatura celei mai apropiate stele a noastră nu este uniformă și variază considerabil. În miezul soarelui, atracția gravitațională produce o presiune extraordinară și temperaturi care pot ajunge la 15 milioane de grade Celsius. Atomii de hidrogen se contractă și fuzionează împreună pentru a crea heliu. Acest proces se numește reacție termonucleară.
O reacție termonucleară produce cantități uriașe de energie. Energia curge la suprafața soarelui, atmosferă și nu numai. Din nucleu, energia se deplasează în zona de radiație, unde petrece până la 1 milion de ani, apoi se deplasează în zona convectivă, stratul superior al părții interioare a Soarelui. Temperatura de aici scade sub 2 milioane de grade Celsius. Bulele uriașe de plasmă fierbinte formează o „supă” de atomi ionizați și se deplasează în sus spre fotosferă.
Temperatura din fotosferă este de aproape 5,5 mii de grade Celsius. Aici radiația solară devine lumină vizibilă. Petele solare de pe fotosferă sunt mai reci și mai întunecate decât cele din zona înconjurătoare. În centrul petelor solare mari, temperaturile pot scădea la câteva mii de grade Celsius.
Cromosfera, următorul strat al atmosferei solare, este puțin mai rece la 4320 de grade. Chromosphere înseamnă literal „sferă colorată” conform Observatorului Național Solar. Lumina vizibilă din cromosferă este de obicei prea slabă pentru a fi văzută împotriva fotosferei mai strălucitoare, dar în timpul eclipselor totale de soare, când Luna acoperă fotosfera, cromosfera este vizibilă ca o margine roșie în jurul soarelui.
„Cromosfera apare roșie din cauza cantității uriașe de hidrogen pe care o conține”, scrie Observatorul Solar Național pe site-ul său.
Temperatura crește semnificativ în coroană, ceea ce poate fi văzut și în timpul unei eclipse când plasma curge în sus. Corona poate fi remarcabil de fierbinte în comparație cu corpul soarelui. Temperatura aici variază de la 1 milion de grade până la 10 milioane de grade Celsius.
Pe măsură ce coroana se răcește, pierzând căldură și radiații, materia este aruncată în aer ca vântul solar, care uneori traversează Pământul.
Soarele este cel mai mare și mai masiv obiect din sistemul solar. Este situat la 149,5 milioane km de Pământ. Această distanță se numește unitate astronomică și este folosită pentru a măsura distanțe în întreg sistemul solar. Este nevoie de aproximativ 8 minute pentru ca lumina soarelui și căldura să ajungă pe planeta noastră, așa că există o altă modalitate de a determina distanța până la Soare - 8 minute lumină.

Anterior, am publicat un articol „” în care scriam că „ Din cauza unei secete prelungite în provincia La Rioja din Spania, de sub apă au început să apară rămășițele orașului Mansilla de la Sierra, care a fost inundată în urmă cu 58 de ani din cauza creării unui rezervor. În 1959..."

Te-ar putea interesa și articolul „”, din care vei afla că „ În dimineața zilei de 14 martie 2018, celebrul om de știință și popularizator al științei, profesorul Stephen William Hawking, a încetat din viață la Cambridge. În mediul academic, a fost..."

Și bineînțeles, nu ratați „”, doar aici veți afla că „ Peste doi metri de zăpadă au căzut pe Tirolul de Sud, Italia, provocând mii de întreruperi de curent în regiune și făcând conducerea aproape imposibilă. Situația a fost..."

Greutate: 1,99×10 30 kg;

Diametru: 1.392.000 km;

Volum: 1,41×10 18 km³;
Zona Pov: 6,08 × 10 12 km²;

Densitatea medie: 1409 kg/m³;
Clasa spectrală: G2V;
Temperatura suprafetei: 5778 K;
Temperatura de bază: 13.500.000 K;

Luminozitate: 3,88×10 26 W;
Anul galactic:230-250 milioane de ani;

Vârstă: aproximativ 5 miliarde de ani;

Distanța față de Pământ: 149,6 milioane km.

De-a lungul istoriei civilizației umane în multe culturi, Soarele a fost un obiect de cult. Cultul Soarelui a existat în Egiptul Antic, unde Ra era zeitatea solară. Printre grecii antici, zeul soarelui era Helios, care, potrivit legendei, călătoria zilnic prin cer cu carul său. Grecii credeau că Helios trăia în est într-un palat frumos înconjurat de anotimpuri - vara, iarna, primăvara și toamna. Când Helios își părăsește palatul dimineața, stelele se sting, noaptea este înlocuită cu ziua. Stelele reapar pe cer când Helios dispare în vest, unde se schimbă dintr-un car într-o barcă frumoasă și înoată peste mare până la locul răsăritului. În vechiul panteon păgân rusesc existau două zeități solare - Khors (soarele personificat real) și Dazhdbog. Chiar și o persoană modernă, trebuie doar să se uite la Soare, deoarece începe să înțeleagă cât de dependent este de el. La urma urmei, dacă nu ar exista un luminator mondial, atunci nu ar fi căldură necesară dezvoltării biologice și vieții. Pământul nostru s-ar transforma într-o planetă de gheață înghețată pentru totdeauna, situația ar fi similară în emisferele sudice și nordice din întreaga lume.

Soarele nostru este o bilă uriașă luminoasă de gaz, în interiorul căreia au loc procese complexe și ca urmare, energia este eliberată continuu. Volumul intern al Soarelui poate fi împărțit în mai multe regiuni. Substanța din ele diferă în proprietățile sale, iar energia este distribuită prin diferite mecanisme fizice. În partea centrală soare există o sursă a energiei sale, sau, la figurat vorbind, acea „sobă” care o încălzește și nu o lasă să se răcească. Această zonă se numește nucleu. Sub greutatea straturilor exterioare, materia din interiorul Soarelui este comprimată, iar cu cât mai adânc, cu atât mai puternică. Densitatea sa crește spre centru odată cu creșterea presiunii și a temperaturii. În miez, unde temperatura atinge 15 milioane Kelvin, se eliberează energie. Această energie este eliberată ca rezultat al fuziunii atomilor elementelor chimice ușoare în atomii celor mai grele. În adâncurile Soarelui, patru atomi de hidrogen formează un atom de heliu. A fost această energie teribilă pe care oamenii au învățat să o elibereze în timpul exploziei unei bombe cu hidrogen. Există speranță că în viitorul apropiat o persoană va putea învăța cum să-l folosească în scopuri pașnice. Nucleul are o rază de aproximativ 150-175 mii km(25% din raza Soarelui). Jumătate din masa solară este concentrată în volumul său și aproape toată energia care susține strălucirea Soarelui este eliberată. Pentru fiecare secundă în centrul Soarelui, aproximativ 4,26 milioane de tone de substanță. Aceasta este o energie atât de uriașă încât, atunci când tot combustibilul este consumat (hidrogenul este complet transformat în heliu), va fi suficient pentru a susține viața pentru încă milioane de ani de acum încolo.

CU triplarea Soarelui. În centrul Soarelui se află nucleul solar.

Fotosfera este suprafața vizibilă a Soarelui.

care este principala sursă de radiații. Soare

înconjoară coroana solară, care are o temperatură foarte ridicată,

cu toate acestea, este extrem de rarefiat, deci vizibil pentru cei goi

numai în timpul unei eclipse totale de soare.

Distribuția aproximativă a temperaturii în solar
atmosferă până în miez

Energia soarelui

De ce Soarele strălucește și nu se răcește de miliarde de ani? Ce „combustibil” îi dă energie? Oamenii de știință au căutat răspunsuri la aceste întrebări de secole și abia la începutul secolului al XX-lea. a gasit solutia potrivita. Acum se știe că Soarele, ca și alte stele, strălucește din cauza reacțiilor termonucleare care au loc în adâncurile sale.Principala substanță care alcătuiește Soarele este hidrogenul, care reprezintă aproximativ 71% din masa totală a stelei. Aproape 27% aparțin heliului, iar restul de 2% elemente mai grele precum carbonul, azotul, oxigenul și metalele. Hidrogenul este principalul „combustibil” al Soarelui. Din patru atomi de hidrogen, ca urmare a unui lanț de transformări, se formează un atom de heliu. Și pentru fiecare gram de hidrogen implicat în reacție, 6.×10 11 J de energie! Pe Pământ, această cantitate de energie ar fi suficientă pentru a încălzi 1000 m 3 de apă de la o temperatură de 0 ° C până la punctul de fierbere. În nucleu, nucleele atomilor de elemente de hidrogen ușor se contopesc în nucleul unui atom de hidrogen mai greu (un astfel de nucleu se numește deuteriu). Masa noului nucleu este mult mai mică decât masa totală a acelor nuclee din care s-a format. Restul masei este transformată în energie, care este transportată de particulele eliberate în timpul reacției. Această energie este aproape complet transformată în căldură.Rezultatul unor astfel de transformări în lanț este apariția unui nou nucleu, format din doi protoni și doi neutroni - nucleul de heliu.O astfel de reacție termonucleară de conversie a hidrogenului în heliu se numește proton-proton, deoarece începe cu o apropiere apropiată a două nuclee de atomi de hidrogen-protoni.

Reacția de conversie a hidrogenului în heliu este responsabilă pentru faptul că acum există mult mai mult heliu în interiorul Soarelui decât pe suprafața acestuia. Desigur, apare întrebarea: ce se va întâmpla cu Soarele când tot hidrogenul din miezul său se va arde și se va transforma în heliu și cât de curând se va întâmpla acest lucru? Se dovedește că în aproximativ 5 miliarde de ani conținutul de hidrogen din miezul Soarelui va scădea atât de mult încât „arderea” acestuia va începe în stratul din jurul nucleului. Acest lucru va duce la „inflarea” atmosferei solare, o creștere a dimensiunii Soarelui, o scădere a temperaturii la suprafață și o creștere a miezului său. Treptat, Soarele se va transforma într-o gigantă roșie - o stea relativ rece de dimensiuni enorme, care depășește limitele orbitei. Viața Soarelui nu se va termina aici, va suferi mult mai multe modificari, pana cand in cele din urma devine o bila rece si densa de gaz, in interiorul careia nu mai au loc reactii termonucleare.

Așa ar arăta Soarele de pe suprafața Pământului.

5 miliarde de ani, când hidrogenul din miez este complet consumat. Soare

se va transforma într-un Gigant Roșu, al cărui miez va fi foarte comprimat,

în timp ce straturile exterioare sunt într-o stare destul de rarefiată.

Steaua noastră este atât de mare. despre ce se poate încadra în ea

1.300.000 de volume ale Pământului. Circumferința soarelui la ecuator

este de 4,37 milioane km (de exemplu, Pământul are 40.000 km)

Cum s-a format soarele

Ca toate stelele, Soarele nostru s-a format ca urmare a expunerii pe termen lung la materia interstelară (gaz și praf). Inițial, steaua era un cluster globular, format în principal din hidrogen. Apoi, din cauza forțelor gravitaționale, atomii de hidrogen au început să se lipească unul de celălalt, densitatea a crescut și, ca urmare, s-a format un nucleu destul de comprimat. În momentul aprinderii primei reacții termonucleare, începe nașterea oficială a unei stele.

O stea masivă ca soarele, ar trebui să existe pentru un total de aproximativ 10 miliarde de ani. Astfel, acum Soarele se află aproximativ la mijlocul ciclului său de viață (în momentul de față revenirea sa este de aproximativ 5 miliarde de ani). În 4-5 miliarde de ani, se va transforma într-o stea uriașă roșie. Pe măsură ce combustibilul cu hidrogen din miez se arde, învelișul său exterior se va extinde, iar miezul se va micșora și se va încălzi. Aproximativ prin 7,8 Ga când temperatura miezului atinge aproximativ 100 milioane K, va începe o reacție de fuziune termonucleară a carbonului și oxigenului din heliu. În această fază de dezvoltare, instabilitatea temperaturii din interiorul Soarelui va duce la faptul că acesta va începe să piardă din masă și să-și piardă coaja. Aparent, straturile exterioare în expansiune ale Soarelui vor ajunge pe orbita modernă a Pământului în acest moment. În același timp, studiile arată că și înainte de acest moment, pierderea de masă de către Soare va duce la faptul că acesta se va deplasa pe o orbită mai îndepărtată de Soare și, astfel, va evita absorbția de către straturile exterioare ale plasmei solare. .

În ciuda acestui fapt, toată apa de pe Pământ se va transforma într-o stare gazoasă și cea mai mare parte se va disipa în spațiul cosmic. Creșterea temperaturii Soarelui în această perioadă este de așa natură încât în ​​următoarea 500–700 Ma suprafața Pământului va fi prea fierbinte pentru ca viața în sensul ei modern să existe pe ea.

După Soare va trece faza gigantul rosu, pulsațiile termice vor duce la faptul că învelișul său exterior va fi rupt și din ea se va forma o nebuloasă planetară. În centrul acestei nebuloase, va rămâne o stea de tip pitică albă formată dintr-un nucleu foarte fierbinte al Soarelui, care se va răci treptat și se va estompa de-a lungul a mai multor miliarde de ani.

Aproape întregul ciclu al vieții sale, apare Soarele
ca o stea galbenă, cu luminozitatea cu care suntem obișnuiți

Soarele luminează și încălzește planeta noastră; fără el, viața pe el ar fi imposibilă nu numai pentru oameni, ci și pentru microorganisme. Steaua noastră este principalul (deși nu singurul) motor al proceselor care au loc pe Pământ. Dar nu numai căldura și lumina sunt primite de Pământ de la Soare. diferite tipuri de radiații solare și fluxuri de particule au un impact constant asupra vieții ei. Soarele trimite unde electromagnetice către Pământ în toate zonele spectrului - de la mulți kilometri de unde radio până la raze gamma. Atmosfera planetei este atinsă și de particule încărcate de diferite energii - atât înalte (razele cosmice solare), cât și scăzute și medii (fluxuri de vânt solar, emisii de la erupții).Totuși, o foarte mică parte din particulele încărcate din spațiul interplanetar intră. (restul deviază sau întârzie câmpul geomagnetic) Dar energia lor este suficientă pentru a provoca aurora și perturbarea câmpului magnetic al planetei noastre.

Soare situat departe de 149,6 milioane km. Această cantitate în astronomie este numită în mod obișnuit unitatea astronomică (UA). Dacă brusc steaua noastră se stinge în acest moment, atunci nu vom ști despre ea timp de 8,5 minute - acesta este cât timp durează lumina soarelui să călătorească de la Soare la Pământ cu o viteză de 300.000 km/s. Locația noastră este cea mai favorabilă pentru menținerea climatului necesar apariției vieții biologice. Dacă Pământul ar fi cel puțin puțin mai aproape de Soare decât acum, atunci planeta noastră ar fi incinerată de căldură, iar ciclul apei în natură ar fi perturbat și toate viețuitoarele ar înceta să mai existe. La acea vreme, îndepărtarea planetei de Soare ar fi caracterizată printr-o scădere incredibilă a temperaturii, înghețarea apei, apariția unei noi ere glaciare. Ceea ce ar duce, în cele din urmă, la dispariția completă a tuturor organismelor de pe planetă.

> Din ce este făcut Soarele?

Descoperi, din ce este făcut soarele: o descriere a structurii și compoziției stelei, o listă de elemente chimice, numărul și caracteristicile straturilor cu o fotografie, o diagramă.

De pe Pământ, Soarele arată ca o minge netedă de foc, iar înainte de descoperirea petelor solare de către nava comică Galileo, mulți astronomi au crezut că are o formă perfectă, fără imperfecțiuni. Acum știm asta Soarele este alcătuit din mai multe straturi, cum ar fi Pământul, fiecare dintre ele își îndeplinește propria funcție. Această structură a Soarelui, ca un cuptor masiv, este furnizorul întregii energie de pe Pământ, care este necesară pentru viața pământească.

Din ce elemente este format soarele?

Dacă ai putea demonta o stea și ai compara elementele constitutive, ai înțelege că compoziția este 74% hidrogen și 24% heliu. De asemenea, Soarele este format din 1% oxigen, iar restul de 1% sunt elemente chimice ale tabelului periodic precum crom, calciu, neon, carbon, magneziu, sulf, siliciu, nichel, fier. Astronomii cred că un element mai greu decât heliul este un metal.

Cum au apărut toate aceste elemente ale Soarelui? Big Bang-ul a produs hidrogen și heliu. La începutul formării Universului, primul element, hidrogenul, a apărut din particulele elementare. Datorită temperaturii și presiunii ridicate, condițiile din Univers erau ca în miezul unei stele. Mai târziu, hidrogenul a fost fuzionat în heliu atâta timp cât a existat o temperatură ridicată în univers necesară pentru ca reacția de fuziune să aibă loc. Proporțiile existente de hidrogen și heliu, care se află acum în Univers, s-au format după Big Bang și nu s-au schimbat.

Elementele rămase ale Soarelui sunt create în alte stele. Fuziunea hidrogenului în heliu are loc în mod constant în nucleele stelelor. După ce produc tot oxigenul din miez, ei trec la fuziunea nucleară a elementelor mai grele, cum ar fi litiu, oxigen, heliu. Multe dintre metalele grele care se află în Soare s-au format și în alte stele la sfârșitul vieții lor.

Formarea celor mai grele elemente, aurul și uraniul, a avut loc atunci când au detonat stele de multe ori mai mari decât Soarele nostru. Într-o fracțiune de secundă din formarea unei găuri negre, elementele s-au ciocnit cu viteză mare și s-au format elementele cele mai grele. Explozia a împrăștiat aceste elemente în tot universul, unde au contribuit la formarea de noi stele.

Soarele nostru a colectat elemente create de Big Bang, elemente din stele pe moarte și particule din noile detonări ale stelelor.

Care sunt straturile Soarelui?

La prima vedere, Soarele este doar o minge de heliu și hidrogen, dar o privire mai atentă dezvăluie că este format din diferite straturi. La deplasarea către miez, temperatura și presiunea cresc, drept urmare au fost create straturi, deoarece hidrogenul și heliul au caracteristici diferite în condiții diferite.

miez solar

Să începem mișcarea noastră prin straturile de la miez la stratul exterior al compoziției Soarelui. În stratul interior al Soarelui - nucleul, temperatura și presiunea sunt foarte ridicate, contribuind la fluxul fuziunii nucleare. Soarele creează atomi de heliu din hidrogen, ca urmare a acestei reacții, se formează lumină și căldură, care ajung până la. Este în general acceptat că temperatura Soarelui este de aproximativ 13.600.000 de grade Kelvin, iar densitatea miezului este de 150 de ori mai mare decât densitatea apei.

Oamenii de știință și astronomii cred că miezul Soarelui atinge aproximativ 20% din lungimea razei solare. Și în interiorul nucleului, temperatura și presiunea ridicată ajută la spargerea atomilor de hidrogen în protoni, neutroni și electroni. Soarele le transformă în atomi de heliu, în ciuda stării lor de plutire liberă.

O astfel de reacție se numește exotermă. În timpul acestei reacții, se eliberează o cantitate mare de căldură, egală cu 389 x 10 31 J. pe secunda.

Zona de radiații a Soarelui

Această zonă își are originea la limita nucleului (20% din raza solară) și atinge o lungime de până la 70% din raza solară. În interiorul acestei zone se află materia solară, care este destul de densă și fierbinte în compoziție, astfel încât radiația termică trece prin ea fără a pierde căldură.

În interiorul nucleului solar are loc o reacție de fuziune nucleară - crearea atomilor de heliu ca urmare a fuziunii protonilor. Ca rezultat al acestei reacții, apare o cantitate mare de radiații gamma. În acest proces, fotoni de energie sunt emiși, apoi absorbiți în zona de radiație și reemisi de diferite particule.

Traiectoria fotonului se numește „mers aleatoriu”. În loc să se miște pe o cale dreaptă către suprafața Soarelui, fotonul se mișcă în zig-zag. Ca rezultat, fiecare foton are nevoie de aproximativ 200.000 de ani pentru a depăși zona de radiație a Soarelui. Când trece de la o particulă la alta, fotonul pierde energie. Pentru Pământ, acest lucru este bun, pentru că am putea primi doar radiații gamma venite de la Soare. Un foton care a căzut în spațiu are nevoie de 8 minute pentru a călători pe Pământ.

Un număr mare de stele au zone de radiație, iar dimensiunea lor depinde direct de scara stelei. Cu cât steaua este mai mică, cu atât zonele vor fi mai mici, dintre care majoritatea vor fi ocupate de zona convectivă. Cele mai mici stele pot să nu aibă zone de radiație, iar zona convectivă va ajunge la distanța până la miez. Pentru cele mai mari stele, situația este inversată, zona de radiații se extinde până la suprafață.

zona convectiva

Zona convectivă se află în afara zonei radiative, unde căldura internă a Soarelui curge prin coloane de gaz fierbinte.

Aproape toate stelele au o astfel de zonă. La Soarele nostru, se extinde de la 70% din raza Soarelui până la suprafață (fotosferă). Gazul din adâncurile stelei, chiar în miez, se încălzește și se ridică la suprafață, ca bulele de ceară într-o lampă. La atingerea suprafeței stelei, are loc o pierdere de căldură; atunci când este răcit, gazul se scufundă înapoi în centru, pentru reînnoirea energiei termice. De exemplu, puteți aduce o oală cu apă clocotită peste foc.

Suprafața Soarelui este ca pământul afânat. Aceste nereguli sunt coloanele de gaz fierbinte care transportă căldură la suprafața Soarelui. Lățimea lor ajunge la 1000 km, iar timpul de disipare ajunge la 8-20 de minute.

Astronomii cred că stelele de masă mică, cum ar fi piticele roșii, au doar o zonă convectivă care se extinde până la miez. Nu au o zonă de radiație, ceea ce nu se poate spune despre Soare.

Fotosferă

Singurul strat al Soarelui vizibil de pe Pământ este . Sub acest strat, Soarele devine opac, iar astronomii folosesc alte metode pentru a studia interiorul stelei noastre. Temperaturile la suprafață de până la 6000 Kelvin strălucesc galben-alb vizibil de pe Pământ.

Atmosfera Soarelui este situată în spatele fotosferei. Acea parte a Soarelui care este vizibilă în timpul unei eclipse de soare se numește.

Structura Soarelui din diagramă

NASA a dezvoltat special în scopuri educaționale o reprezentare schematică a structurii și compoziției Soarelui, indicând temperatura pentru fiecare strat:

  • (Radiația vizibilă, IR și UV) este radiația vizibilă, radiația infraroșie și radiația ultravioletă. Radiația vizibilă este lumina pe care o vedem venind de la soare. Radiația infraroșie este căldura pe care o simțim. Radiația ultravioletă este radiația care ne oferă un bronz. Soarele produce aceste radiații simultan.
  • (Photosphere 6000 K) - Fotosfera este stratul superior al Soarelui, suprafața sa. O temperatură de 6000 Kelvin este egală cu 5700 de grade Celsius.
  • Emisii radio - Pe lângă radiația vizibilă, radiația infraroșie și radiația ultravioletă, Soarele trimite emisii radio, pe care astronomii le-au detectat cu un radiotelescop. În funcție de numărul de pete solare, această emisie crește și scade.
  • Orificiul coronal - Acestea sunt locuri de pe Soare unde corona are o densitate scăzută a plasmei, rezultând o coroană mai întunecată și mai rece.
  • 2100000 K (2100000 Kelvin) - Zona de radiații a Soarelui are această temperatură.
  • Zonă convectivă/Convecție turbulentă (trans. Zona convectivă/Convecție turbulentă) - Acestea sunt locuri de pe Soare unde energia termică a miezului este transferată prin convecție. Coloanele de plasmă ajung la suprafață, își degajă căldura și se grăbesc din nou pentru a se încălzi din nou.
  • Bucle coronale (trans. Bucle coronale) - bucle formate din plasmă în atmosfera Soarelui, care se deplasează de-a lungul liniilor magnetice. Arată ca niște arcade uriașe care se extind de la suprafață pe zeci de mii de kilometri.
  • Miez (per. Miez) este inima solară, în care are loc fuziunea nucleară, folosind temperatură și presiune ridicată. Toată energia solară provine din miez.
  • 14.500.000 K (per. 14.500.000 Kelvin) - Temperatura nucleului solar.
  • Zona radiativă (trans. Zona de radiație) - Stratul Soarelui în care energia este transferată folosind radiații. Fotonul depășește zona de radiație dincolo de 200.000 și merge în spațiul cosmic.
  • Neutrinii (trans. Neutrino) sunt particule de masă neglijabilă care emană de la Soare ca rezultat al unei reacții de fuziune nucleară. Sute de mii de neutrini trec prin corpul uman în fiecare secundă, dar nu ne aduc niciun rău, nu îi simțim.
  • Chromospheric Flare (trad. Chromospheric Flare) - Câmpul magnetic al stelei noastre se poate răsuci și apoi se poate rupe brusc sub diferite forme. Ca urmare a întreruperii câmpurilor magnetice, apar erupții puternice de raze X, care emană de la suprafața Soarelui.
  • Bucla de câmp magnetic - Câmpul magnetic al Soarelui este deasupra fotosferei și este vizibil pe măsură ce plasma fierbinte se mișcă de-a lungul liniilor magnetice în atmosfera Soarelui.
  • Spot - O pată solară (trans. Sunspots) - Acestea sunt locuri de pe suprafața Soarelui în care câmpurile magnetice trec prin suprafața Soarelui și temperatura este mai scăzută, adesea într-o buclă.
  • Particule energetice (trans. Particule energetice) - Vin de la suprafața Soarelui, ca urmare, se creează vântul solar. În furtunile solare, viteza lor atinge viteza luminii.
  • Raze X (trans. Raze X) - raze invizibile pentru ochiul uman, formate în timpul erupțiilor asupra Soarelui.
  • Pete luminoase și regiuni magnetice de scurtă durată (trans. Pete luminoase și regiuni magnetice de scurtă durată) - Datorită diferențelor de temperatură, pe suprafața Soarelui apar pete luminoase și slabe.

Soare, în ciuda faptului că este listat "pitic galben" atât de mare încât nici nu ne putem imagina. Când spunem că masa lui Jupiter este de 318 mase Pământului, pare incredibil. Dar când aflăm că 99,8% din masa întregii materie se află în Soare, acest lucru este pur și simplu dincolo de înțelegere.

În ultimii ani, am învățat multe despre cum funcționează steaua „noastră”. Deși omenirea nu a inventat (și este puțin probabil să inventeze vreodată) o sondă de cercetare capabilă să se apropie fizic de Soare și să ia mostre din materia sa, suntem deja destul de conștienți de compoziția sa.

Cunoștințele de fizică și posibilități ne oferă capacitatea de a spune exact din ce este făcut Soarele: 70% din masa sa este hidrogen, 27% - heliu, alte elemente (carbon, oxigen, azot, fier, magneziu și altele) - 2,5%.

Cu toate acestea, numai această statistică uscată, cunoștințele noastre, din fericire, nu sunt limitate.

Ce este în interiorul soarelui

Conform calculelor moderne, temperatura din intestinele Soarelui ajunge la 15 - 20 de milioane de grade Celsius, densitatea materiei stelei ajunge la 1,5 grame pe centimetru cub.

Sursa de energie a Soarelui este o reacție nucleară în continuă desfășurare care are loc adânc sub suprafață, datorită căreia se menține temperatura ridicată a stelei. Adânc sub suprafața Soarelui, hidrogenul este transformat în heliu printr-o reacție nucleară cu eliberarea de energie.
Se numește „zona de fuziune nucleară” a Soarelui miez solarși are o rază de aproximativ 150-175 mii km (până la 25% din raza Soarelui). Densitatea materiei din nucleul solar este de 150 de ori densitatea apei și de aproape 7 ori densitatea celei mai dense substanțe de pe Pământ: osmiul.

Oamenii de știință cunosc două tipuri de reacții termonucleare care au loc în interiorul stelelor: ciclul hidrogenuluiȘi ciclul carbonului. Mai ales pe Soare ciclul hidrogenului, care poate fi împărțit în trei etape:

  • nucleele de hidrogen sunt transformate în nuclee de deuteriu (un izotop al hidrogenului)
  • nucleele de hidrogen sunt transformate în nuclee ale izotopului instabil de heliu
  • produsele primei și celei de a doua reacții sunt asociate cu formarea unui izotop stabil de heliu (heliu-4).

În fiecare secundă, 4,26 milioane de tone de materie stelară sunt convertite în radiații, dar în comparație cu greutatea Soarelui, chiar și această valoare incredibilă este atât de mică încât poate fi neglijată.

Ieșirea căldurii din intestinele Soarelui se realizează prin absorbția radiațiilor electromagnetice care vin de dedesubt și re-radierea ei ulterioară.

Mai aproape de suprafața soarelui, energia radiată din interior este transferată în principal către zona de convecție Soare folosind proces convecție- amestecarea substanței (fluxurile calde ale substanței se ridică mai aproape de suprafață, în timp ce fluxurile reci cad).
Zona de convecție se află la o adâncime de aproximativ 10% din diametrul solar și ajunge aproape până la suprafața stelei.

Atmosfera Soarelui

Deasupra zonei de convecție începe atmosfera Soarelui, în care transferul de energie are loc din nou cu ajutorul radiațiilor.

Fotosferă numit stratul inferior al atmosferei solare – suprafața vizibilă a soarelui. Grosimea sa corespunde grosimii optice de aproximativ 2/3 unitati, iar in termeni absoluti fotosfera atinge o grosime de 100-400 km. Este fotosfera care este sursa radiației vizibile a Soarelui, temperatura variază de la 6600 K (la început) la 4400 K (la marginea superioară a fotosferei).

De fapt, Soarele arată ca un cerc perfect cu limite clare doar pentru că, la marginea fotosferei, luminozitatea sa scade de 100 de ori în mai puțin de o secundă a arcului. Din acest motiv, marginile discului solar sunt vizibil mai puțin luminoase decât centrul, luminozitatea lor este de doar 20% din luminozitatea centrului discului.

Cromosferă- al doilea strat atmosferic al Soarelui, învelișul exterior al stelei, de aproximativ 2000 km grosime, înconjoară fotosfera. Temperatura cromosferei crește odată cu altitudinea de la 4.000 la 20.000 K. Când observăm Soarele de pe Pământ, nu vedem cromosfera din cauza densității sale scăzute. Poate fi observată doar în timpul eclipselor solare - o strălucire roșie intensă în jurul marginilor discului solar, aceasta este cromosfera stelei.

coroana solara- ultimul înveliș exterior al atmosferei solare. Coroana este formată din proeminențe și erupții energetice, care erupe și erupe câteva sute de mii și chiar mai mult de un milion de kilometri în spațiu, formând vânt însorit. Temperatura medie coronală este de până la 2 milioane K, dar poate ajunge până la 20 milioane K. Cu toate acestea, ca și în cazul cromosferei, corona solară este vizibilă de pe pământ doar în timpul eclipselor. Densitatea prea mică a materialului coroanei solare nu permite observarea acestuia în condiții normale.

vânt însorit

vânt însorit- un flux de particule încărcate (protoni și electroni) emis de straturile exterioare încălzite ale atmosferei stelei, care se extinde până la limitele sistemului nostru planetar. Lumina își pierde milioane de tone din masa în fiecare secundă, din cauza acestui fenomen.

Aproape de orbita planetei Pământ, viteza particulelor vântului solar ajunge la 400 de kilometri pe secundă (se mișcă prin sistemul nostru stelar cu viteză supersonică), iar densitatea vântului solar este de la câteva până la câteva zeci de particule ionizate pe centimetru cub.

Vântul solar este cel care „pătrunde” fără milă atmosfera planetelor, „suflând” gazele conținute în acesta în spațiul cosmic și este, de asemenea, în mare măsură responsabil. Câmpul magnetic al planetei permite Pământului să reziste vântului solar, care servește drept protecție invizibilă împotriva vântului solar și împiedică ieșirea atomilor atmosferici în spațiul cosmic. Când vântul solar se ciocnește cu câmpul magnetic al planetei, are loc un fenomen optic, pe care pe Pământ îl numim - Lumini polareînsoţită de furtuni magnetice.

Cu toate acestea, beneficiul vântului solar este, de asemenea, de netăgăduit – el este cel care „suflă” radiațiile cosmice de origine galactică din sistemul solar – și, prin urmare, protejează sistemul nostru stelar de radiațiile externe, galactice.

Privind la frumusețea aurorelor, este greu de crezut că aceste fulgerări sunt un semn vizibil al vântului solar și al magnetosferei Pământului.

SOARE
steaua în jurul căreia se învârte Pământul și alte planete ale sistemului solar. Soarele joacă un rol excepțional pentru umanitate ca sursă primară a majorității tipurilor de energie. Viața așa cum o știm nu ar fi posibilă dacă Soarele ar fi puțin mai strălucitor sau puțin mai slab. Soarele este o stea mică tipică, sunt miliarde. Dar, din cauza apropierii sale de noi, doar ea le permite astronomilor să studieze în detaliu structura fizică a stelei și procesele de pe suprafața ei, care este practic de neatins în raport cu alte stele, chiar și cu ajutorul celor mai puternice telescoape. Ca și alte stele, Soarele este o minge fierbinte de gaz, în mare parte hidrogen comprimat de propria sa gravitație. Energia radiată de Soare se naște adânc în intestinele sale în timpul reacțiilor termonucleare care transformă hidrogenul în heliu. În afară, această energie este radiată în spațiu din fotosferă - un strat subțire al suprafeței solare. Deasupra fotosferei se află atmosfera exterioară a Soarelui - coroana, care se extinde pe multe raze ale Soarelui și se contopește cu mediul interplanetar. Deoarece gazul din coroană este foarte rarefiat, strălucirea sa este extrem de slabă. De obicei imperceptibilă pe fundalul unui cer luminos în timpul zilei, corona devine vizibilă doar în momentele eclipselor totale de soare. Densitatea gazului scade monoton din centrul Soarelui spre periferia acestuia, iar temperatura, care ajunge la 16 milioane K în centru, scade la 5800 K în fotosferă, dar apoi crește din nou la 2 milioane K în coroană. Stratul de tranziție dintre fotosferă și coroană, observat ca o margine roșie strălucitoare în timpul eclipselor totale de soare, se numește cromosferă. Soarele are un ciclu de activitate de 11 ani. În această perioadă, numărul de pete solare (regiuni întunecate din fotosferă), erupții (luminări neașteptate în cromosferă) și proeminențe (nori denși reci de hidrogen care se condensează în coroană) crește și din nou scade din nou. În acest articol, vom vorbi despre zonele și fenomenele menționate mai sus asupra Soarelui. După o scurtă descriere a Soarelui ca stea, vom discuta despre interiorul său, apoi despre fotosferă, cromosferă, erupții, proeminențe și coroană.
Soarele este ca o stea. Soarele este situat într-unul dintre brațele spirale ale galaxiei la o distanță de mai mult de jumătate din raza galactică de centrul său. Împreună cu stelele vecine, Soarele se învârte în jurul centrului Galaxiei cu o perioadă de cca. 240 de milioane de ani. Soarele este o pitică galbenă de tip spectral G2 V, aparținând secvenței principale din diagrama Hertzsprung-Russell. Principalele caracteristici ale Soarelui sunt prezentate în tabel. 1. Rețineți că, deși Soarele este gazos chiar până în centru, densitatea sa medie (1,4 g/cm3) depășește densitatea apei, iar în centrul Soarelui este mult mai mare decât cea a aurului sau a platinei, care au o densitate de cca. 20 g/cm3. Suprafața Soarelui la o temperatură de 5800 K radiază 6,5 kW/cm2. Soarele se rotește în jurul axei sale în direcția rotației generale a planetelor. Dar, deoarece Soarele nu este un corp solid, diferite regiuni ale fotosferei sale se rotesc cu viteze diferite: perioada de rotație la ecuator este de 25 de zile și la o latitudine de 75 ° - 31 de zile.

Tabelul 1.
CARACTERISTICI ALE SOARElui


STRUCTURA INTERNĂ A SOARElui
Deoarece nu putem observa direct interiorul Soarelui, cunoștințele noastre despre structura lui se bazează pe calcule teoretice. Cunoscând din observații masa, raza și luminozitatea Soarelui, pentru a calcula structura acestuia, este necesar să se facă ipoteze despre procesele de generare a energiei, mecanismele transferului acesteia de la miez la suprafață și compoziția chimică. de materie. Dovezile geologice indică faptul că luminozitatea Soarelui nu s-a schimbat semnificativ în ultimele câteva miliarde de ani. Ce sursă de energie o poate susține atât de mult timp? Procesele convenționale de ardere chimică nu sunt potrivite pentru aceasta. Chiar și contracția gravitațională, conform calculelor lui Kelvin și Helmholtz, ar putea menține Soarele strălucitor doar pentru cca. 100 de milioane de ani. G. Bethe a rezolvat această problemă în 1939: sursa energiei Soarelui este conversia termonucleară a hidrogenului în heliu. Deoarece eficiența procesului termonuclear este foarte mare, iar Soarele este aproape în întregime hidrogen, acest lucru a rezolvat complet problema. Două procese nucleare asigură luminozitatea Soarelui: reacția proton-proton și ciclul carbon-azot (vezi și STELE). Reacția proton-proton duce la formarea unui nucleu de heliu din patru nuclee de hidrogen (protoni) cu eliberarea a 4,3×10-5 erg de energie sub formă de raze gamma, doi pozitroni și doi neutrini pentru fiecare nucleu de heliu. Această reacție asigură 90% din luminozitatea Soarelui. Este nevoie de 1010 ani pentru ca tot hidrogenul din miezul Soarelui să se transforme în heliu. În 1968, R. Davis și colegii au început să măsoare fluxul de neutrini produs în cursul reacțiilor termonucleare în miezul Soarelui. Acesta a fost primul test experimental al teoriei surselor de energie solară. Neutrino interacționează foarte slab cu materia, așa că părăsește liber intestinele Soarelui și ajunge pe Pământ. Dar din același motiv, este extrem de dificil să-l înregistrezi cu instrumente. În ciuda îmbunătățirii echipamentelor și perfecționării modelului solar, fluxul de neutrini observat rămâne încă de 3 ori mai mic decât cel prezis. Există mai multe explicații posibile: fie compoziția chimică a nucleului Soarelui nu este aceeași cu cea de la suprafața sa; sau modelele matematice ale proceselor care au loc în nucleu nu sunt în întregime exacte; fie pe drumul de la Soare la Pământ, neutrinul își schimbă proprietățile. Sunt necesare cercetări suplimentare în acest domeniu.
Vezi si NEUTRINO ASTRONOMIE. În transferul de energie din interiorul solar la suprafață, radiația joacă rolul principal, convecția are o importanță secundară, iar conductivitatea termică nu este deloc importantă. La o temperatură ridicată a interiorului solar, radiația este reprezentată în principal de raze X cu o lungime de undă de 2-10. Convecția joacă un rol semnificativ în regiunea centrală a nucleului și în stratul exterior situat direct sub fotosferă. În 1962, fizicianul american R. Leighton a descoperit că secțiunile suprafeței solare oscilează vertical cu o perioadă de cca. 5 minute. Calculele lui R. Ulrich și K. Wolf au arătat că undele sonore excitate de mișcările turbulente ale gazului în zona convectivă aflată sub fotosferă se pot manifesta în acest fel. În ea, ca și într-o țeavă de orgă, sunt amplificate doar acele sunete, a căror lungime de undă se încadrează exact în grosimea zonei. În 1974, omul de știință german F. Debner a confirmat experimental calculele lui Ulrich și Wolff. De atunci, observarea oscilațiilor de 5 minute a devenit o metodă puternică de studiere a structurii interne a Soarelui. Analizându-le, am reușit să aflăm că: 1) grosimea zonei convective este de cca. 27% din raza Soarelui; 2) nucleul Soarelui se rotește probabil mai repede decât suprafața; 3) conținutul de heliu din interiorul Soarelui este de cca. 40% din greutate. Au fost raportate și oscilații cu perioade între 5 și 160 min. Aceste unde sonore mai lungi pot pătrunde mai adânc în interiorul Soarelui, ceea ce va ajuta la înțelegerea structurii interiorului solar și, eventual, la rezolvarea problemei deficienței de neutrini solari.
ATMOSFERA SOARElui
Fotosferă. Acesta este un strat translucid gros de câteva sute de kilometri, reprezentând suprafața „vizibilă” a Soarelui. Deoarece atmosfera de deasupra este practic transparentă, radiația, ajungând la fundul fotosferei, o părăsește liber și scapă în spațiu. Incapabile să absoarbă energie, straturile superioare ale fotosferei trebuie să fie mai reci decât cele inferioare. Dovada acestui lucru poate fi văzută în fotografiile Soarelui: în centrul discului, unde grosimea fotosferei de-a lungul liniei de vedere este minimă, este mai strălucitoare și mai albastră decât la margine (pe „membrul” ) a discului. În 1902, calculele lui A. Schuster, și mai târziu - E. Milne și A. Eddington, au confirmat că diferența de temperatură în fotosferă este exact de așa natură încât să asigure transferul radiației printr-un gaz translucid din straturile inferioare către cele superioare. cele. Principala substanță care absoarbe și reradiază lumina în fotosferă sunt ionii negativi de hidrogen (atomi de hidrogen cu un electron suplimentar atașat).
Spectrul Fraunhofer. Lumina solară are un spectru continuu cu linii de absorbție descoperite de J. Fraunhofer în 1814; ele indică faptul că, pe lângă hidrogen, în atmosfera Soarelui sunt prezente multe alte elemente chimice. Liniile de absorbție se formează în spectru deoarece atomii straturilor superioare mai reci ale fotosferei absorb lumina care vine de jos la anumite lungimi de undă și nu o radiază la fel de intens ca straturile inferioare fierbinți. Distribuția luminozității în cadrul liniei Fraunhofer depinde de numărul și starea atomilor care o produc, de exemplu. privind compoziția chimică, densitatea și temperatura gazului. Prin urmare, o analiză detaliată a spectrului Fraunhofer face posibilă determinarea condițiilor din fotosferă și a compoziției sale chimice (Tabelul 2). Masa 2.
COMPOZIȚIA CHIMICĂ A FOTOSFEREI SOARELE
Element Logaritmul numărului relativ de atomi

Hidrogen _________12.00
Heliu ___________11.20
Carbon __________8.56
Azot _____________7,98
Oxigen _________9.00
Sodiu ___________6,30
Magneziu ___________7.28
Aluminiu _________6.21
Siliciu __________7,60
Sulf _____________7.17
Calciu __________6.38
Chrome _____________ 6.00
Fier de calcat ___________6.76


Cel mai abundent element după hidrogen este heliul, care dă o singură linie în spectrul optic. Prin urmare, conținutul de heliu din fotosferă nu este măsurat foarte precis și este judecat din spectrele cromosferei. Nu au fost observate variații în compoziția chimică a atmosferei Soarelui.
Vezi si GAMĂ .
Granulare. Fotografiile fotosferei realizate în lumină albă în condiții foarte bune de observare arată puncte mici luminoase - „granule” separate de goluri întunecate. Diametru granule aprox. 1500 km. Apar și dispar în mod constant, rămânând 5-10 minute. Astronomii au bănuit de mult timp că granularea fotosferei este asociată cu mișcările convective ale gazului încălzit de jos. Măsurătorile spectrale efectuate de J. Beckers au demonstrat că în centrul granulei, gazul fierbinte plutește cu adevărat cu viteză. BINE. 0,5 km/s; apoi se răspândește în lateral, se răcește și coboară încet de-a lungul marginilor întunecate ale granulelor.
Supergranulare. R. Leighton a descoperit că fotosfera este, de asemenea, împărțită în celule mult mai mari, cu un diametru de cca. 30.000 km - „supergranule”. Supergranularea reflectă mișcarea materiei în zona convectivă sub fotosferă. În centrul celulei, gazul se ridică la suprafață, se răspândește în lateral cu o viteză de aproximativ 0,5 km/s și cade în jos la marginile sale; fiecare celulă trăiește aproximativ o zi. Mișcarea gazului în supergranule modifică constant structura câmpului magnetic din fotosferă și cromosferă. Gazul fotosferic este un bun conductor de electricitate (deoarece unii dintre atomii săi sunt ionizați), astfel încât liniile câmpului magnetic par a fi înghețate în el și sunt transferate prin mișcarea gazului la limitele supergranulelor, unde sunt concentrate și câmpul puterea crește.
Pete solare.În 1908, J. Hale a descoperit un câmp magnetic puternic în petele solare, care iese din adâncime la suprafață. Inducția sa magnetică este atât de mare (până la câteva mii de gauss) încât gazul ionizat însuși este forțat să-și subordoneze mișcarea configurației câmpului; în pete, câmpul încetinește amestecarea convectivă a gazului, ceea ce îl face să se răcească. Prin urmare, gazul din punct este mai rece decât gazul fotosferic din jur și arată mai întunecat. Petele au de obicei un miez întunecat - o „umbră” - și o „penumbră” mai deschisă înconjurând-o. De obicei, temperatura lor este cu 1500 și, respectiv, 400 K, mai mică decât în ​​fotosfera înconjurătoare.

Pata își începe creșterea de la un mic „por” întunecat cu un diametru de 1500 km. Majoritatea porilor dispar într-o zi, dar petele crescute din ei persistă săptămâni întregi și ating un diametru de 30.000 km. Detaliile creșterii și degradarii petelor solare nu sunt pe deplin înțelese. De exemplu, nu este clar dacă tuburile magnetice ale spotului sunt comprimate de mișcarea orizontală a gazului sau dacă sunt deja gata să „ieșească” de sub suprafață. R. Howard și J. Harvey au descoperit în 1970 că petele se deplasează spre rotația generală a Soarelui mai repede decât fotosfera din jur (cu aproximativ 140 m/s). Acest lucru indică faptul că petele sunt asociate cu straturile subfotosferice, care se rotesc mai repede decât suprafața vizibilă a Soarelui. De obicei, de la 2 la 50 de puncte sunt combinate într-un grup, adesea având o structură bipolară: la un capăt al grupului există pete cu o polaritate magnetică, iar la celălalt - de cea opusă. Dar există și grupuri multipolare. Numărul de puncte de pe discul solar se modifică în mod regulat cu o perioadă de aprox. 11 ani. La începutul fiecărui ciclu apar noi pete la latitudini solare mari (± 50°). Pe măsură ce ciclul se dezvoltă și numărul de pete solare crește, acestea apar la latitudini tot mai joase. Sfârșitul ciclului este marcat de nașterea și dezintegrarea mai multor pete solare în apropierea ecuatorului (± 10°). În timpul ciclului, majoritatea petelor solare „de frunte” (vestice) din grupurile bipolare au aceeași polaritate magnetică și este diferită în emisferele nordice și sudice ale Soarelui. În următorul ciclu, polaritatea punctelor principale se inversează. Prin urmare, se vorbește adesea despre un ciclu complet de 22 de ani de activitate solară. Există încă mult mister în natura acestui fenomen.
campuri magnetice.În fotosferă, un câmp magnetic cu o inducție de peste 50 G este observat numai în petele solare, în regiunile active din jurul petelor solare și, de asemenea, la granițele supergranulelor. Dar L. Stenflo și J. Harvey au găsit indicii indirecte că câmpul magnetic al fotosferei este de fapt concentrat în tuburi subțiri cu un diametru de 100-200 km, unde inducerea sa este de la 1000 la 2000 gauss. Regiunile magnetice active diferă de regiunile liniştite numai prin numărul de tuburi magnetice pe unitate de suprafaţă. Este probabil ca câmpul magnetic solar să fie generat în adâncurile zonei convective, unde gazul fierbinte răsucește câmpul inițial slab în fascicule magnetice puternice. Rotația diferențială a materiei stabilește aceste mănunchiuri de-a lungul paralelelor, iar când câmpul din ele devine suficient de puternic, ele plutesc în fotosferă, străpungându-se în sus în arcade separate. Probabil așa se nasc petele, deși încă sunt multe neclare despre acest lucru. Procesul de dezintegrare a spotului a fost studiat mult mai pe deplin. Supergranulele care plutesc în sus la marginile regiunii active captează tuburile magnetice și le despart. Treptat câmpul general slăbește; conectarea accidentală a tuburilor de polaritate opusă duce la distrugerea lor reciprocă.
Cromosferă. Între fotosfera relativ rece, densă și corona fierbinte, rarefiată, se află cromosfera. Lumina slabă a cromosferei nu este de obicei vizibilă pe fundalul fotosferei strălucitoare. Poate fi văzută ca o fâșie îngustă deasupra limbului Soarelui atunci când fotosfera este închisă în mod natural (în momentul unei eclipse totale de soare) sau artificial (într-un telescop special - un coronograf). Cromosfera poate fi studiată și pe întregul disc solar dacă se fac observații într-un interval îngust al spectrului (aproximativ 0,5) în apropierea centrului unei linii puternice de absorbție. Metoda se bazează pe faptul că, cu cât absorbția este mai mare, cu atât este mai mică adâncimea la care privirea noastră pătrunde în atmosfera Soarelui. Pentru astfel de observații, se folosește un spectrograf cu un design special - un spectroheliograf. Spectroheliogramele arată că cromosfera este neomogenă: este mai strălucitoare deasupra petelor solare și de-a lungul limitelor supergranulare. Deoarece în aceste regiuni câmpul magnetic este îmbunătățit, este evident că energia este transferată din fotosferă în cromosferă cu ajutorul ei. Probabil, este purtat de undele sonore excitate de mișcarea turbulentă a gazului în granule. Dar mecanismele de încălzire a cromosferei nu sunt încă înțelese în detaliu. Cromosfera radiază puternic în intervalul ultraviolet dur (500-2000), care este inaccesibil pentru observație de la suprafața Pământului. De la începutul anilor 1960, multe măsurători importante ale radiațiilor ultraviolete din atmosfera superioară a soarelui au fost făcute folosind rachete și sateliți de mare altitudine. În spectrul său au fost găsite peste 1000 de linii de emisie ale diferitelor elemente, inclusiv linii de carbon ionizat multiplicat, azot și oxigen, precum și seria principală de hidrogen, heliu și ionul de heliu. Studiul acestor spectre a arătat că trecerea de la cromosferă la coroană are loc pe un segment de numai 100 km, unde temperatura crește de la 50.000 la 2.000.000 K. S-a dovedit că încălzirea cromosferei vine în mare măsură de la corona prin conductie termica. În apropierea grupurilor de pete solare din cromosferă se observă structuri fibroase luminoase și întunecate, adesea alungite în direcția câmpului magnetic. Peste 4000 km sunt vizibile formațiuni denivelate, denivelate, evoluând destul de rapid. Când se observă membrul din centrul primei linii Balmer de hidrogen (Ha), cromosfera la aceste înălțimi este umplută cu multe spicule - nori subțiri și lungi de gaz fierbinte. Se știu puține lucruri despre ei. Diametrul unui spicul individual este mai mic de 1000 km; ea traieste ok. 10 minute. Cu o viteza de aprox. La 30 km/s, spiculele se ridică la o înălțime de 10.000-15.000 km, după care fie se dizolvă, fie cad. Judecând după spectru, temperatura spiculelor este de 10.000-20.000 K, deși corona care le înconjoară la aceste altitudini este încălzită la cel puțin 600.000 K. Avem impresia că spiculele sunt secțiuni ale unei cromosfere relativ reci și dense, care se ridică temporar într-o coroană fierbinte rarefiată. Numărarea în limitele supergranulelor arată că numărul de spicule la nivelul fotosferei corespunde numărului de granule; probabil că există o legătură fizică între ele.
Clipește. Cromosfera de deasupra unui grup de pete solare poate deveni brusc mai strălucitoare și poate elibera o parte de gaz. Acest fenomen, numit „flash”, este unul dintre cele mai greu de explicat. Blițurile radiază puternic în întreaga gamă de unde electromagnetice - de la radio la raze X și, de asemenea, emit adesea fascicule de electroni și protoni la o viteză relativistă (adică aproape de viteza luminii). Ele excită unde de șoc în mediul interplanetar care ajung pe Pământ. Erupțiile apar mai des în apropierea grupurilor de pete solare cu o structură magnetică complexă, mai ales atunci când o nouă pată solară începe să crească rapid într-un grup; astfel de grupuri produc mai multe focare pe zi. Focarele slabe apar mai des decât cele puternice. Cele mai puternice erupții ocupă 0,1% din discul solar și durează câteva ore. Energia totală a erupției este de 1023-1025 J. Spectrele de raze X ale erupțiilor obținute de satelitul SMM (Solar Maximum Mission) au făcut posibilă înțelegerea mai bună a naturii erupțiilor. Debutul erupției poate marca o explozie de raze X cu o lungime de undă fotonică mai mică de 0,05, cauzată, după cum arată spectrul său, de un flux de electroni relativiști. În câteva secunde, acești electroni încălzesc gazul din jur la 20.000.000 K și devine o sursă de radiație cu raze X în intervalul 1-20, de sute de ori mai mare decât fluxul din acest interval de la Soarele liniștit. La această temperatură, atomii de fier pierd 24 din cei 26 de electroni. Apoi gazul se răcește, dar continuă să emită raze X. Blițul emite și în raza radio. P. Wild din Australia și A. Maxwell din SUA au studiat dezvoltarea unei erupții cu ajutorul analogului radio al unui spectrograf - un „analizor de spectru dinamic” care înregistrează modificări ale puterii și frecvenței radiațiilor. S-a dovedit că frecvența radiației în primele secunde ale fulgerului scade de la 600 la 100 MHz, ceea ce indică faptul că o perturbație se propagă prin coroană cu o viteză de 1/3 din viteza luminii. În 1982, radioastronomii din SUA, folosind interferometrul radio VLA în buc. New Mexico și datele de la satelitul SMM au rezolvat detalii fine în cromosferă și coroană în timpul izbucnirii. Deloc surprinzător, acestea s-au dovedit a fi bucle, probabil de natură magnetică, în care se eliberează energie, care încălzește gazul în timpul fulgerului. În etapa finală a erupției, electronii relativiști capturați de câmpul magnetic continuă să radieze unde radio extrem de polarizate, mișcându-se în spirală în jurul liniilor câmpului magnetic deasupra regiunii active. Această radiație poate continua câteva ore după bliț. Deși gazul este întotdeauna ejectat din regiunea erupției, viteza acestuia nu depășește de obicei viteza de evacuare de la suprafața Soarelui (616 km/s). Cu toate acestea, erupțiile emit adesea fluxuri de electroni și protoni care ajung pe Pământ în 1-3 zile și provoacă aurore și perturbări ale câmpului magnetic pe acesta. Aceste particule cu energii care ajung la miliarde de electroni volți sunt foarte periculoase pentru astronauții aflați pe orbită. Prin urmare, astronomii încearcă să prezică erupțiile solare studiind configurația câmpului magnetic din cromosferă. Structura complexă a câmpului, cu linii de câmp răsucite gata de reconectare, indică posibilitatea unei erupții.
Proeminențe. Proeminențele solare sunt mase relativ reci de gaz care apar și dispar într-o coroană fierbinte. Când sunt observați cu un coronagraf pe linia Ha, sunt vizibili pe limbul Soarelui ca nori strălucitori pe un fundal întunecat al cerului. Dar atunci când sunt observate cu un spectroheliograf sau cu filtre de interferență Lyot, ele arată ca niște filamente întunecate pe fundalul unei cromosfere strălucitoare.



Formele de proeminență sunt extrem de diverse, dar se pot distinge mai multe tipuri principale. Proeminențele petelor solare sunt ca niște perdele de până la 100.000 km lungime, 30.000 km înălțime și 5.000 km grosime. Unele proeminențe au o structură ramificată. Proeminențele rare și frumoase în formă de buclă au o formă rotunjită cu un diametru de cca. 50.000 km. Aproape toate proeminențele au o structură fină de filamente gazoase, repetând probabil structura câmpului magnetic; adevărata natură a acestui fenomen nu este clară. Gazul din proeminențe curge de obicei în jos cu o viteză de 1–20 km/s. Excepție fac „sergi” - proeminențe care zboară în sus de la suprafață cu o viteză de 100-200 km/s, iar apoi cad înapoi mai încet. Proeminențele se nasc la marginile grupurilor de pete solare și pot persista pentru mai multe revoluții ale Soarelui (adică câteva luni pământești). Spectrele proeminențelor sunt similare cu spectrele cromosferei: linii strălucitoare de hidrogen, heliu și metale pe fundalul unei radiații continue slabe. De obicei, liniile de emisie ale proeminențelor liniștite sunt mai subțiri decât liniile cromosferice; acest lucru se datorează probabil numărului mai mic de atomi în linia de vedere în proeminență. O analiză a spectrelor indică faptul că temperatura proeminențelor liniștite este de 10.000-20.000 K, iar densitatea este de aproximativ 1010 at./cm3. Proeminențele active prezintă linii de heliu ionizat, indicând o temperatură mult mai ridicată. Gradientul de temperatură în proeminențe este foarte mare, deoarece acestea sunt înconjurate de o coroană cu o temperatură de 2.000.000 K. Numărul de proeminențe și distribuția lor în latitudine pe parcursul unui ciclu de 11 ani repetă distribuția petelor solare. Cu toate acestea, la latitudini mari există o a doua centură de proeminențe, care se deplasează spre pol în timpul maximului ciclului. De ce se formează proeminențe și ce le susține într-o coroană rarefiată nu este complet clar.
Coroană. Partea exterioară a Soarelui - corona - strălucește slab și este vizibilă cu ochiul liber doar în timpul eclipselor totale de soare sau cu ajutorul unui coronograf. Dar este mult mai strălucitor în raze X și în raza radio.
Vezi si ASTRONOMIE EXTRAATMOSFERICĂ. Corona strălucește puternic în intervalul de raze X, deoarece temperatura sa este de la 1 la 5 milioane K, iar în momentele focarelor ajunge la 10 milioane K. Spectrele de raze X ale coroanei au început recent să fie obținute de la sateliți, iar spectrele optice au fost studiate de mulți ani în perioada eclipselor totale. Aceste spectre conțin linii de atomi multipli ionizați de argon, calciu, fier, siliciu și sulf, care se formează numai la temperaturi peste 1.000.000 K.



Lumina albă a coroanei, care în timpul unei eclipse este vizibilă până la o distanță de 4 raze solare, se formează ca urmare a împrăștierii radiației fotosferice de către electronii liberi în coroană. Prin urmare, modificarea luminozității coroanei cu înălțimea indică distribuția electronilor și, deoarece elementul principal este hidrogen complet ionizat, la fel este și distribuția densității gazului. Structurile coronale sunt clar împărțite în deschise (raze și perii polari) și închise (bucle și arcade); gazul ionizat repetă exact structura câmpului magnetic din coroană, deoarece nu se poate deplasa peste liniile de forță. Deoarece câmpul iese din fotosferă și este asociat cu ciclul petelor solare de 11 ani, aspectul coroanei se modifică în timpul acestui ciclu. În perioada de minim, corona este densă și strălucitoare doar în centura ecuatorială, dar pe măsură ce ciclul se dezvoltă, razele coronare apar la latitudini mai mari, iar la maxim pot fi văzute la toate latitudinile. Din mai 1973 până în ianuarie 1974, corona a fost observată în mod continuu de 3 echipaje de astronauți de la stația orbitală Skylab. Datele lor au arătat că „găurile coronale”, în care temperatura și densitatea gazului sunt semnificativ scăzute, sunt zone de unde gazul zboară în spațiul interplanetar cu viteză mare, creând fluxuri puternice în vântul solar calm. Câmpurile magnetice din găurile coronale sunt „deschise”, adică extins departe în spațiu, permițând gazului să scape de coroană. Aceste configurații de câmp sunt destul de stabile și pot persista în perioada de activitate solară minimă până la doi ani. Orificiul coronal și fluxul asociat acesteia se rotesc împreună cu suprafața Soarelui cu o perioadă de 27 de zile și, dacă fluxul lovește Pământul, de fiecare dată provoacă furtuni geomagnetice. Bilanțul energetic al atmosferei externe a Soarelui. De ce are Soarele o coroană atât de fierbinte? Până să știm. Dar există o ipoteză destul de rezonabilă că undele sonore și magnetohidrodinamice (MHD), care sunt generate de mișcările turbulente ale gazului sub fotosferă, transferă energie în atmosfera exterioară. Intrând în straturile superioare rarefiate, aceste unde devin unde de șoc, iar energia lor se disipează, încălzind gazul. Undele sonore încălzesc cromosfera inferioară, în timp ce undele MHD se propagă de-a lungul liniilor câmpului magnetic mai departe în coroană și o încălzesc. O parte din căldura de la coroană datorită conductivității termice ajunge în cromosferă și este radiată în spațiu acolo. Restul căldurii menține radiația coronală în bucle închise și accelerează fluxurile vântului solar în găurile coronale.
Vezi si
Se încarcă...Se încarcă...